1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris) COURS 1.

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1 1 PHYSIQUE DES GALAXIES Florence DURRET (Institut d’Astrophysique de Paris) COURS 1

2 2 Les fichiers pdf et ppt seront disponibles avant chaque cours ici : www.iap.fr/users/durret/M1/ Cours lundi 24/10 à 9 heures à Meudon, puis lundi 7, 14, 21 et 28/11 à 16h30 à Paris Examen lundi 12/12

3 3 Plan du cours Historique Principales techniques d’observation des galaxies Morphologie des galaxies Distances des galaxies Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire Cinématique des galaxies Galaxies en interaction ; simulations numériques Les galaxies à noyau actif Groupes et amas de galaxies Distribution des galaxies dans l’Univers Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

4 4 Le ciel à l’œil nu, la Voie Lactée En bleu: étoiles (de la Voie Lactée) En vert : constellations En rouge : planètes

5 5 Historique Première observation d’une galaxie : la Voie Lactée Interprétations liées à la mythologie : Blé semé par Isis ? Lait répandu par Junon ? Questions philosophiques : Où est la Terre ? Quelle est la forme de l’ensemble d’étoiles que l’on voit à l’œil nu ? Cet ensemble est-il unique ?

6 Chronologie 960 : Abd al-Rahman al-Sufi (Ispahan) : première mention d’Andromède ? 1519 : Magellan mentionne les « nuages de Magellan » 6

7 7 Galilée (1610) : la Voie Lactée est constituée d’étoiles Wright (1750) : relie la théologie à l’astronomie ; existence d’autres « Centres Sacrés »

8 8 Kant (1755) : hypothèse des « Univers-Iles »: les nébuleuses elliptiques sont des systèmes de nombreuses étoiles à des distances immenses Messier (1771) : catalogue d’objets diffus (nébuleuses)

9 9 William Herschel (1738-1822) : musicien passionné d’astronomie ; construit des lunettes, puis des télescopes, découvre divers types de nébuleuses, compte des étoiles dans tout le ciel et trouve une distribution lenticulaire pour notre Galaxie, avec sa sœur Caroline Herschel (1750-1848). Son fils John Herschel (1792-1871) astronome et chimiste. Publication du General Catalogue en 1864.

10 10 Lord Rosse (1850) : découverte de la structure spirale d’Andromède et de nombreuses autres nébuleuses M51 la galaxie des chiens de chasse Dessin de Rosse Photo

11 11 Les premiers catalogues de galaxies William et John Herschel (1864) General catalogue John Dreyer (1888) New General Catalogue (NGC, puis IC)

12 Autres catalogues de galaxies Zwicky UGC (Nilson) MCG (Vorontsov-Velyaminov) Reference Catalogue 3 = RC3 (de Vaucouleurs) 12

13 13 Le « Grand Débat » Curtis-Shapley de 1920: les nébuleuses sont-elles dans notre Galaxie ou lui sont-elles extérieures ? Shapley (a tort) Curtis (a raison)

14 14 Hubble (années 1920) : définition actuelle  les nébuleuses sont des nuages de gaz de notre Galaxie  les galaxies sont des ensembles de quelques millions à quelques milliards d’étoiles (conséquence : ce sont des objets très grands et très massifs)  les galaxies sont extérieures à la nôtre et situées très loin

15 15 LES GALAXIES VISIBLES A L’OEIL NU Andromède (à 2.9 millions d’années lumière), visible de l’hémisphère nord Les nuages de Magellan (à 150.000 années lumière), visibles de l’hémisphère sud 1 année lumière = distance parcourue par la lumière en une année, à la vitesse de 300.000 km/s 1 année lumière  10 16 m 1 an ~ π 10 7 s Vitesse de la lumière : « Ah messagère admirable, lumière éclatante, je sais votre célérité » c= 299 792. 458 km/s (nombre de lettres par mot)

16 16 Andromède, la seule galaxie visible à l’œil nu dans l’hémisphère nord H. REEVES « Poussières d’étoiles » Carré de Pégase Andromède

17 17 Andromède (M31) et ses compagnes

18 18 LMC Large Magellanic Cloud Les nuages de Magellan SMC Small Magellanic Cloud

19 19 LE GROUPE LOCAL  3.5 millions d’années-lumière H. REEVES. « Poussières d’étoiles »

20 20 Plan du cours Historique Principales techniques d’observation des galaxies Morphologie des galaxies Distances des galaxies Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire Cinématique des galaxies Galaxies en interaction ; simulations numériques Les galaxies à noyau actif Groupes et amas de galaxies Distribution des galaxies dans l’Univers Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

21 21 Principales techniques d’observation Imagerie Spectroscopie Différentes techniques suivant les longueurs d’onde Au sol ou depuis l’espace (satellites)

22 22 OBSERVATOIRE DE MAUNA KEA (HAWAII, USA) CFHT Keck 1,2 Subaru JCMT IRTF Magellan-Nord Univ. Hawaii

23 23 TÉLESCOPE CANADA-FRANCE-HAWAII (CFHT, 3.60m de diamètre)

24 24 VERY LARGE TELESCOPE, PARANAL, CHILI ESO (EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY) 4 télescopes de 8.20m de diamètre

25 25 Transport d’un miroir (8.2m de diamètre, 17cm d’épaisseur!) Le télescope Kueyen du VLT L’homme donne l’échelle ! Les 4 VLT: Antu Kueyen Melipal Yepun

26 26 Projet E-ELT (European Extremely Large Telescope) Diamètre entre 30 et 42m, multi-miroirs

27 27 ESO/ALMA

28 28 Transmission atmosphérique Fenêtres d’observation :  Optique  Infrarouge  Radio

29 29 Imagerie (visible, infrarouge) Caméras CCD en lumière visible et infrarouge Exemples de très grandes caméras : Megacam (optique) ou WIRCAM (infrarouge) au Télescope Canada-France-Hawaii Megacam : 40 CCDs de 2048x4612 pixels, soit 340 Mpixels Champ 1°x1°, 0.187 ’’/px 1 image ~ 1.64 Gigaoctets Filtres U B V R I

30 30 Filtres superposés sur le spectre d’une galaxie elliptique

31 31 FλFλ Filtres superposés sur divers spectres de galaxies

32 32 Distribution d’énergie de l’ultraviolet à l’infrarouge pour différents types de galaxies

33 33 En infrarouge proche WIRCam au CFHT : 4 détecteurs 2048x2048, champ 20’x20’, 0.3’’/px Très haute résolution spatiale : Hubble Space Telescope (HST) en optique et UV, optique adaptative au sol En UV, X, γ observations par satellite En radio, antennes de grand diamètre ou multiples

34 34 Informations données par l’imagerie  Morphologie des galaxies  Photométrie (quantité de lumière reçue par unité de temps) dans différents filtres  Couleurs (différence entre deux filtres)  Contenu stellaire Filtres interférentiels laissant passer une seule raie informations sur le gaz (raies d’émission)

35 35 Redshifts photométriques Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841 Spectres modèles pour divers types de galaxies (« templates »)

36 En rouge : points d’observation En noir : ajustement de la distribution spectrale d’énergie En bleu : spectre s’il n’y avait pas de poussière Ajustement de la distribution spectrale d’énergie

37 37 Coe et al. 2013, ApJ 762, 32 Distribution spectrale d’énergie pour deux galaxies lointaines

38 38 Contrôle par type : zphot (redshift photométrique) versus zspec (redshift spectroscopique) Ilbert et al. 2006, A&A 457, 841

39 A partir d’images dans plusieurs bandes, on obtient ainsi pour chaque galaxie du champ une estimation du type de la galaxie et de son redshift Chaque image peut comprendre des dizaines de milliers de galaxies, donc gain de temps par rapport à la spectroscopie mais redshifts moins précis 39

40 40 Quelques définitions L=4π D 2 F où L = luminosité (watts ou erg/s) F= flux reçu (watt m -2 ou erg cm -2 s -1 ) D= distance de l’objet (m ou Mpc) Si on mesure F et on estime D, on a L magnitude apparente m=-2.5 logF (+cte) d~αD où d=diamètre linéaire α=diamètre angulaire (en radians!)

41 41 Besoin d’une résolution spatiale élevée : instrument et « seeing » jouent un rôle En particulier Pour résoudre des détails fins Pour détecter des objets faibles

42 42 Avant réparation Après réparation Dans l’espace : on s’affranchit du « seeing » Images Hubble Space Telescope Messier 100

43 43 Au sol : l’optique active/adaptative (Active/Adaptive Optics) fait des miracles! Principe :  la turbulence atmosphérique « brouille » les images  on analyse le front d’onde avec un dispositif optique (interférométrique ou non) pour estimer la perturbation due à l’atmosphère  cela nécessite d’avoir une source ponctuelle (étoile ou quasar) de magnitude « convenable » dans le champ, sinon « étoiles guides lasers » (par exemple sur Yepun)  on déforme le miroir primaire en temps réel à l’aide de petits vérins (optique adaptative)  l’optique active permet de corriger des déformations lentes dues à l’instrument optique lui-même avec un miroir segmenté « tip-tilt »

44 44 Etoile laser au télescope Keck (Hawaii)

45 45 L’optique active (AO) au sol Image d’une étoile prise avec un télescope au sol sans et avec optique adaptative Sans AOAvec AO Ray Wilson

46 46 Images du centre Galactique avec et sans optique adaptative

47 Région centrale de la Voie Lactée vue par l’instrument Gravity sur le VLT 47

48 48 Spectroscopie Spectroscopie d’ouverture Spectroscopie à longue fente Spectroscopie intégrale de champ Domaine visible mais aussi infrarouge, UV, rayons X (moins bonne résolution aux plus grandes énergies)

49 49 Spectroscopie d ’ ouverture Vitesse, Dispersion de vitesse …

50 50 Spectroscopie à longue fente Profils cinématiques

51 51 On obtient un spectre à chaque position Spectroscopie intégrale de champ

52 52 Flux VitesseDispersion Spectroscopie intégrale de champ

53 53 Plan du cours Historique Principales techniques d’observation des galaxies Morphologie des galaxies Distances des galaxies Contenu des galaxies : étoiles, gaz, poussières, matière noire Cinématique des galaxies Galaxies en interaction ; simulations numériques Les galaxies à noyau actif Groupes et amas de galaxies Distribution des galaxies dans l’Univers Notions sur la formation et l’évolution des galaxies

54 54 Morphologie des galaxies On distingue le bulbe, le disque, les bras spiraux (dans le disque) L’importance relative de ces trois éléments détermine la « séquence » de Hubble (1930) : Elliptiques : gros bulbe, pas de disque (E0 à E9 suivant aplatissement) Lenticulaires : assez gros bulbe, petit disque (S0) Spirales (barrées ou non) : petit bulbe, grand disque (Sa, Sb, Sc suivant forme fermée/ouverte des bras spiraux ; SBa, SBb, SBc si barrées) Irrégulières Attention : ce n’est pas une « séquence » dans le temps ! Plusieurs sous-types à l’intérieur de chaque type

55 55 Morphologie des galaxies : petit bestiaire Diagramme de Hubble (en diapason) Type précoce Early type Type tardif Late type

56 56 Principaux paramètres de la séquence de Hubble: 1. Elliptiques: type En, avec 0 ≤ n ≤ 9, n=10(1-b/a) 2. Rapport bulbe/disque: concentration de masse croissante de Sc vers Sa 3. Masse totale croissante de « late » (tardif) vers « early » (précoce) 4. Fraction de gaz et donc formation d'étoiles décroissante de Sc à Sa et à Elliptiques 5. Enroulement des bras croissant de Sc à Sa, dénotant une plus grande stabilité des systèmes « early » (concentration de masse, rapport gaz/étoiles)

57 57 MESSIER 87 Type Elliptique

58 58 CENTAURUS A = NGC 5128 Type Elliptique

59 59 MESSIER 104 (Sombrero) Type Sa

60 60 MESSIER 31 (ANDROMÈDE) Type Sb

61 61 GALAXIE « WHIRLPOOL » M 51 (Tourbillon) Type Sc

62 62 NGC 1232 Type Sc Image ESO VLT (Very Large Telescope) ANTU+FORS1

63 63 MESSIER 100 (NGC 4321) Type Sc

64 64 NGC 4314 Type SBa

65 65 NGC 1365 (Type SBc)

66 66 NGC 4214 (Galaxie Irrégulière) (Image HST)

67 Le profil de la distribution de lumière dans les galaxies Galaxies elliptiques : loi de de Vaucouleurs, dite en r 1/4 Σ= brillance de surface Galaxies spirales : profil exponentiel Généralisation : loi de Sérsic (n=1 profil exponentiel = spirales ; n=4, profil de de Vaucouleurs = elliptiques) 67 Σ = Σ e exp {-7.67 [ (r/r e) 1/4 - 1] } Σ = Σ 0 exp [ - (r/r D) ] Σ = Σ 0 exp [ - b n (r/r e ) 1/n ]

68 68 Remarques Les galaxies ne sont pas réparties sur la séquence de Hubble de façon immuable Les galaxies ne sont pas des systèmes complètement formés Les barres apparaissent et disparaissent, plusieurs épisodes barrés sont possibles selon la quantité de gaz accrétée Il existe des bulbes et des pseudo-bulbes, qui diffèrent par leurs propriétés cinématiques et par leur indice n de Sérsic

69 69 Les galaxies continuent leur formation et leur évolution tout au long de l'âge de l'Univers :  soit par évolution séculaire, interne (évolution stellaire)  soit par interaction entre galaxies, fusions et accrétions

70 70 Proportions approximatives des divers types (en nombre) 60% de galaxies elliptiques, principalement des naines elliptiques 30% de spirales 10% d’irrégulières ou inclassables Note : ces proportions sont différentes si on considère les groupes et les amas de galaxies

71 71 Les galaxies cD d’amas Dans les amas de galaxies la galaxie elliptique centrale est souvent devenue énorme par accrétion des galaxies qui l’entourent galaxie cD (cluster Dominant) La galaxie cD d’Abell 85